Hier op aarde nemen we onze atmosfeer als vanzelfsprekend aan, en niet zonder reden. Onze atmosfeer heeft een mooie mix van stikstof en zuurstof (respectievelijk 78% en 21%) met sporen van waterdamp, kooldioxide en andere gasvormige moleculen. Bovendien genieten we van een atmosferische druk van 101,325 kPa, die zich uitstrekt tot een hoogte van ongeveer 8,5 km.
Kortom, onze sfeer is er in overvloed en levensondersteunend. Maar hoe zit het met de andere planeten van het zonnestelsel? Hoe stapelen ze zich op qua atmosferische samenstelling en druk? We weten zeker dat ze niet door mensen kunnen ademen en het leven niet kunnen ondersteunen. Maar wat is het verschil tussen deze ballen van steen en gas en die van ons?
Om te beginnen moet worden opgemerkt dat elke planeet in het zonnestelsel een soort atmosfeer heeft. En deze variëren van ongelooflijk dun en dun (zoals de 'exosfeer' van Mercurius) tot het ongelooflijk dichte en krachtige - wat het geval is voor alle gasreuzen. En afhankelijk van de samenstelling van de planeet, of het nu een terrestrische of een gas / ijsreus is, variëren de gassen waaruit de atmosfeer bestaat van waterstof en helium tot complexere elementen zoals zuurstof, koolstofdioxide, ammoniak en methaan.
De atmosfeer van Mercury:
Kwik is te heet en te klein om een atmosfeer vast te houden. Het heeft echter een zwakke en variabele exosfeer die bestaat uit waterstof, helium, zuurstof, natrium, calcium, kalium en waterdamp, met een gecombineerd drukniveau van ongeveer 10-14 bar (een quadriljoenste van de atmosferische druk van de aarde). Er wordt aangenomen dat deze exosfeer is gevormd uit deeltjes die zijn opgevangen door de zon, vulkanische ontgassing en puin dat in de ruimte is geschoten door inslagen van micrometeorieten.
Omdat het een leefbare atmosfeer mist, kan Mercurius de warmte van de zon niet vasthouden. Als gevolg hiervan en zijn hoge excentriciteit ervaart de planeet aanzienlijke temperatuurschommelingen. Terwijl de zijde die naar de zon is gericht temperaturen tot 700 K (427 ° C) kan bereiken, terwijl de zijde in de schaduw tot 100 K (-173 ° C) daalt.
Venus 'atmosfeer:
Oppervlaktewaarnemingen van Venus waren in het verleden moeilijk vanwege de extreem dichte atmosfeer, die voornamelijk bestaat uit kooldioxide met een kleine hoeveelheid stikstof. Bij 92 bar (9,2 MPa) is de atmosferische massa 93 keer die van de atmosfeer van de aarde en is de druk aan het aardoppervlak ongeveer 92 keer die van het aardoppervlak.
Venus is ook de heetste planeet in ons zonnestelsel, met een gemiddelde oppervlaktetemperatuur van 735 K (462 ° C / 863.6 ° F). Dit komt door de CO²-rijke atmosfeer die samen met dikke wolken zwaveldioxide het sterkste broeikaseffect in het zonnestelsel genereert. Boven de dichte CO²-laag verspreiden dikke wolken die voornamelijk bestaan uit zwaveldioxide en zwavelzuurdruppels ongeveer 90% van het zonlicht terug de ruimte in.
Een ander veel voorkomend fenomeen zijn de sterke wind van Venus, die snelheden tot 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) bereikt bij de wolkentoppen en om de vier tot vijf aardse dagen om de planeet cirkelt. Bij deze snelheid bewegen deze winden tot 60 keer de snelheid van de rotatie van de planeet, terwijl de snelste winden van de aarde slechts 10-20% van de rotatiesnelheid van de planeet bedragen.
Flybys van Venus hebben ook aangegeven dat de dichte wolken bliksem kunnen produceren, net als de wolken op aarde. Hun intermitterende uiterlijk duidt op een patroon dat verband houdt met weersactiviteit, en de bliksemsnelheid is minstens de helft van die op aarde.
De atmosfeer van de aarde:
De atmosfeer van de aarde, die is samengesteld uit stikstof, zuurstof, waterdamp, kooldioxide en andere sporengassen, bestaat ook uit vijf lagen. Deze bestaan uit de troposfeer, de stratosfeer, de mesosfeer, de thermosfeer en de exosfeer. In de regel nemen de luchtdruk en de dichtheid af naarmate men hoger in de atmosfeer komt en hoe verder van het oppervlak.
Het dichtst bij de aarde is de troposfeer, die zich uitstrekt van de 0 tot tussen 12 km en 17 km (0 tot 7 en 10,56 mi) boven het oppervlak. Deze laag bevat ongeveer 80% van de massa van de atmosfeer van de aarde en bijna alle atmosferische waterdamp of vocht is hier ook te vinden. Als resultaat is dit de laag waar het grootste deel van het weer op aarde plaatsvindt.
De stratosfeer strekt zich uit van de troposfeer tot een hoogte van 50 km (31 mijl). Deze laag strekt zich uit van de top van de troposfeer tot de stratopauze, die zich op een hoogte van ongeveer 50 tot 55 km (31 tot 34 mijl) bevindt. In deze laag van de atmosfeer bevindt zich de ozonlaag, het deel van de atmosfeer van de aarde dat relatief hoge concentraties ozongas bevat.
De volgende is de mesosfeer, die zich uitstrekt van een afstand van 50 tot 80 km (31 tot 50 mijl) boven zeeniveau. Het is de koudste plek op aarde en heeft een gemiddelde temperatuur van ongeveer -85 ° C (-120 ° F; 190 K). De thermosfeer, de op één na hoogste laag van de atmosfeer, strekt zich uit van een hoogte van ongeveer 80 km (50 mijl) tot aan de thermopauze, die zich op een hoogte van 500-1000 km (310-620 mijl) bevindt.
Het onderste deel van de thermosfeer, van 80 tot 550 kilometer (50 tot 342 mijl), bevat de ionosfeer - zo genoemd omdat hier in de atmosfeer deeltjes worden geïoniseerd door zonnestraling. Deze laag is volledig wolkloos en vrij van waterdamp. Het is ook op deze hoogte dat het fenomeen dat bekend staat als Aurora Borealis en Aurara Australis bekend is.
De Exosphere, de buitenste laag van de atmosfeer van de aarde, strekt zich uit van de exobase - gelegen op de top van de thermosfeer op een hoogte van ongeveer 700 km boven zeeniveau - tot ongeveer 10.000 km (6.200 mi). De exosfeer gaat op in de leegte van de ruimte en bestaat voornamelijk uit extreem lage dichtheden van waterstof, helium en verschillende zwaardere moleculen, waaronder stikstof, zuurstof en kooldioxide
De exosfeer bevindt zich te ver boven de aarde om eventuele meteorologische verschijnselen mogelijk te maken. De Aurora Borealis en Aurora Australis komen echter soms voor in het onderste deel van de exosfeer, waar ze elkaar overlappen in de thermosfeer.
De gemiddelde oppervlaktetemperatuur op aarde is ongeveer 14 ° C; maar zoals gezegd, varieert dit. De heetste temperatuur die ooit op aarde is geregistreerd, was bijvoorbeeld 70,7 ° C (159 ° F), die werd genomen in de Lut-woestijn van Iran. Ondertussen werd de koudste temperatuur ooit gemeten op aarde gemeten in het Sovjet Vostok Station op het Antarctische Plateau, en bereikte een historisch dieptepunt van -89,2 ° C (-129 ° F).
De atmosfeer van Mars:
Planeet Mars heeft een zeer dunne atmosfeer die bestaat uit 96% kooldioxide, 1,93% argon en 1,89% stikstof, samen met sporen van zuurstof en water. De atmosfeer is vrij stoffig en bevat deeltjes met een diameter van 1,5 micrometer, wat de Martiaanse lucht een taankleur geeft vanaf het oppervlak. De atmosferische druk van Mars varieert van 0,4 - 0,87 kPa, wat overeenkomt met ongeveer 1% van de aarde op zeeniveau.
Vanwege de dunne atmosfeer en de grotere afstand tot de zon is de oppervlaktetemperatuur van Mars veel kouder dan wat we hier op aarde ervaren. De gemiddelde temperatuur van de planeet is -46 ° C (51 ° F), met een dieptepunt van -143 ° C (-225,4 ° F) in de winter aan de polen en een maximum van 35 ° C (95 ° F) in de zomer en 's middags op de evenaar.
De planeet ervaart ook stofstormen, die kunnen veranderen in wat lijkt op kleine tornado's. Grotere stofstormen treden op wanneer het stof in de atmosfeer wordt geblazen en opwarmt van de zon. De warmere met stof gevulde lucht stijgt en de wind wordt sterker, waardoor stormen ontstaan die tot duizenden kilometers breed kunnen zijn en maanden achter elkaar kunnen duren. Wanneer ze zo groot worden, kunnen ze het grootste deel van het oppervlak zelfs aan het zicht onttrekken.
Er zijn ook sporen van methaan aangetroffen in de atmosfeer van Mars, met een geschatte concentratie van ongeveer 30 delen per miljard (ppb). Het komt voor in uitgestrekte pluimen en de profielen impliceren dat het methaan vrijkwam uit specifieke regio's - de eerste bevindt zich tussen Isidis en Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) en de tweede in Arabia Terra (0 ° N 310 ° W).
Ammonia werd ook voorlopig op Mars gedetecteerd door de Mars Express satelliet, maar met een relatief korte levensduur. Het is niet duidelijk wat de oorzaak is, maar er is gesuggereerd dat vulkanische activiteit een mogelijke bron is.
Jupiter's Atmosphere:
Net als de aarde ervaart Jupiter aurora's in de buurt van de noordelijke en zuidelijke polen. Maar op Jupiter is het poollicht veel intenser en stopt het zelden. De intense straling, het magnetische veld van Jupiter en de overvloed aan materiaal van Io's vulkanen die reageren met de ionosfeer van Jupiter, creëren een lichtshow die werkelijk spectaculair is.
Jupiter ervaart ook gewelddadige weerpatronen. Windsnelheden van 100 m / s (360 km / h) komen veel voor in zonale jets en kunnen oplopen tot 620 km / u (385 mph). Stormen vormen zich binnen enkele uren en kunnen 's nachts duizenden kilometers in diameter worden. Eén storm, de Great Red Spot, woedt al sinds eind 1600. De storm is in de loop van zijn geschiedenis aan het krimpen en aan het uitbreiden; maar in 2012 werd gesuggereerd dat de Giant Red Spot uiteindelijk zou kunnen verdwijnen.
Jupiter is voortdurend bedekt met wolken die zijn samengesteld uit ammoniakkristallen en mogelijk ammoniumhydrosulfide. Deze wolken bevinden zich in de tropopauze en zijn gerangschikt in banden van verschillende breedtegraden, ook wel 'tropische gebieden' genoemd. De wolkenlaag is slechts ongeveer 50 km (31 mijl) diep en bestaat uit ten minste twee wolkendekken: een dik benedendek en een dun, helderder gebied.
Er kan ook een dunne laag waterwolken onder de ammoniaklaag liggen, zoals blijkt uit bliksemschichten die zijn gedetecteerd in de atmosfeer van Jupiter, die zouden worden veroorzaakt door de polariteit van het water die de ladingscheiding creëert die nodig is voor bliksem. Waarnemingen van deze elektrische ontladingen geven aan dat ze tot duizend keer zo krachtig kunnen zijn als die hier op aarde worden waargenomen.
De atmosfeer van Saturnus:
De buitenatmosfeer van Saturnus bevat 96,3% moleculaire waterstof en 3,25% helium per volume. Het is ook bekend dat de gasreus zwaardere elementen bevat, hoewel de verhoudingen hiervan ten opzichte van waterstof en helium niet bekend zijn. Aangenomen wordt dat ze overeenkomen met de oorspronkelijke overvloed door de vorming van het zonnestelsel.
Er zijn ook sporen van ammoniak, acetyleen, ethaan, propaan, fosfine en methaan gedetecteerd in de atmosfeer van Saturnus. De bovenste wolken bestaan uit ammoniakkristallen, terwijl de onderste wolken uit ammoniumhydrosulfide (NH) lijken te bestaan4SH) of water. Ultraviolette straling van de zon veroorzaakt fotolyse van methaan in de bovenste atmosfeer, wat leidt tot een reeks chemische reacties op koolwaterstoffen, met als gevolg dat de resulterende producten door wervelingen en diffusie naar beneden worden gedragen.
De atmosfeer van Saturnus vertoont een gestreept patroon dat lijkt op dat van Jupiter, maar de banden van Saturnus zijn veel zwakker en breder in de buurt van de evenaar. Net als bij de wolkenlagen van Jupiter zijn ze verdeeld in de bovenste en onderste lagen, die qua samenstelling variëren op basis van diepte en druk. In de bovenste wolkenlagen, met temperaturen in het bereik van 100–160 K en drukken tussen 0,5–2 bar, bestaan de wolken uit ammoniakijs.
Waterijswolken beginnen op een niveau waar de druk ongeveer 2,5 bar is en reiken tot 9,5 bar, waar de temperaturen variëren van 185-270 K. In deze laag is een band van ammoniumhydrosulfide-ijs gemengd, liggend in het drukbereik 3-6 bar met temperaturen van 290–235 K. Ten slotte bevatten de onderste lagen, waar de drukken tussen 10–20 bar en de temperaturen liggen, 270–330 K, een gebied met waterdruppels met ammoniak in een waterige oplossing.
Af en toe vertoont de atmosfeer van Saturnus langlevende ovalen, vergelijkbaar met wat gewoonlijk wordt waargenomen op Jupiter. Terwijl Jupiter de Grote Rode Vlek heeft, heeft Saturnus periodiek de zogenaamde Grote Witte Vlek (ook bekend als Grote Witte Ovaal). Dit unieke maar kortstondige fenomeen doet zich eens in de Saturnus jaar, ongeveer elke 30 aardse jaren, rond de tijd van de zomerzonnewende van het noordelijk halfrond.
Deze plekken kunnen enkele duizenden kilometers breed zijn en zijn waargenomen in 1876, 1903, 1933, 1960 en 1990. Sinds 2010 is er een grote strook witte wolken, de Northern Electrostatic Disturbance genaamd, waargenomen die Saturnus omhult en werd opgemerkt door de Cassini ruimtesonde. Als het periodieke karakter van deze stormen wordt gehandhaafd, zal er omstreeks 2020 nog een optreden.
De winden op Saturnus zijn de op één na snelste van de planeten van het zonnestelsel, na die van Neptunus. Voyager-gegevens duiden op piekwinden van 500 m / s (1800 km / h). De noordelijke en zuidelijke polen van Saturnus hebben ook bewijs geleverd van stormachtig weer. Bij de noordpool heeft dit de vorm van een zeshoekig golfpatroon, terwijl in het zuiden sprake is van een enorme straalstroom.
Het aanhoudende zeshoekige golfpatroon rond de noordpool werd voor het eerst opgemerkt in de Voyager afbeeldingen. De zijkanten van de zeshoek zijn elk ongeveer 13.800 km (8.600 mi) lang (wat langer is dan de diameter van de aarde) en de structuur roteert met een periode van 10h 39m 24s, waarvan wordt aangenomen dat deze gelijk is aan de rotatieperiode van Saturnus interieur.
Ondertussen werd de zuidpoolwerveling voor het eerst waargenomen met behulp van de Hubble-ruimtetelescoop. Deze afbeeldingen wezen op de aanwezigheid van een straalstroom, maar niet op een zeshoekige staande golf. Deze stormen worden geschat op het genereren van winden van 550 km / h, zijn vergelijkbaar in omvang met de aarde en zouden al miljarden jaren aan de gang zijn. In 2006 observeerde de Cassini-ruimtesonde een orkaanachtige storm met een duidelijk gedefinieerd oog. Dergelijke stormen waren op geen enkele andere planeet dan de aarde waargenomen, zelfs niet op Jupiter.
Uranus 'atmosfeer:
Net als bij de aarde wordt de atmosfeer van Uranus in lagen opgedeeld, afhankelijk van temperatuur en druk. Net als de andere gasreuzen heeft de planeet geen stevig oppervlak en wetenschappers definiëren het oppervlak als het gebied waar de atmosferische druk één bar overschrijdt (de druk op aarde op zeeniveau). Alles dat toegankelijk is voor teledetectiecapaciteit - dat zich uitstrekt tot ongeveer 300 km onder het niveau van 1 bar - wordt ook als de atmosfeer beschouwd.
Met behulp van deze referentiepunten kan de atmosfeer van Uranus in drie lagen worden verdeeld. De eerste is de troposfeer, tussen hoogtes van -300 km onder het oppervlak en 50 km erboven, waar de druk varieert van 100 tot 0,1 bar (10 MPa tot 10 kPa). De tweede laag is de stratosfeer, die tussen de 50 en 4000 km bereikt en een druk tussen 0,1 en 10 ervaart-10 bar (10 kPa tot 10 µPa).
De troposfeer is de dichtste laag in de atmosfeer van Uranus. Hier varieert de temperatuur van 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) aan de basis (-300 km) tot 53 K (-220 ° C / -364 ° F) op 50 km, waarbij het bovenste gebied het koudste is in het zonnestelsel. Het tropopause gebied is verantwoordelijk voor het overgrote deel van de thermische infraroodemissies van Uranus en bepaalt daarmee de effectieve temperatuur van 59,1 ± 0,3 K.
Binnen de troposfeer zijn wolkenlagen - waterwolken bij de laagste druk, met daarboven ammoniumhydrosulfidewolken. Daarna komen de ammoniak- en waterstofsulfidewolken. Ten slotte lagen er dunne methaanwolken bovenop.
In de stratosfeer variëren de temperaturen van 53 K (-220 ° C / -364 ° F) op het bovenste niveau tot tussen 800 en 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) aan de basis van de thermosfeer, grotendeels dankzij verwarming veroorzaakt door zonnestraling. De stratosfeer bevat ethaansmog, wat kan bijdragen aan het doffe uiterlijk van de planeet. Acetyleen en methaan zijn ook aanwezig, en deze gevaren helpen de stratosfeer te verwarmen.
De buitenste laag, de thermosfeer en de corona, strekt zich uit van 4.000 km tot wel 50.000 km van het oppervlak. Dit gebied heeft een uniforme temperatuur van 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F), hoewel wetenschappers niet zeker weten wat de reden is. Omdat de afstand tot Uranus vanaf de zon zo groot is, kan de hoeveelheid geabsorbeerd zonlicht niet de belangrijkste oorzaak zijn.
Net als Jupiter en Saturnus volgt het weer van Uranus een soortgelijk patroon waarbij systemen worden opgesplitst in banden die rond de planeet draaien, die worden aangedreven door interne warmte die naar de hogere atmosfeer stijgt. Dientengevolge kunnen winden op Uranus oplopen tot 900 km / h (560 mph), wat enorme stormen veroorzaakt zoals die waargenomen door de Hubble-ruimtetelescoop in 2012. Net als de Grote Rode Vlek van Jupiter was deze "Donkere Vlek" een reus wolkwerveling die 1.700 kilometer bij 3.000 kilometer meet (1.100 mijl bij 1.900 mijl).
De atmosfeer van Neptunus:
Op grote hoogte is de atmosfeer van Neptunus 80% waterstof en 19% helium, met een sporenhoeveelheid methaan. Net als bij Uranus maakt deze opname van rood licht door het atmosferische methaan deel uit van wat Neptunus zijn blauwe tint geeft, hoewel dat van Neptunus donkerder en levendiger is. Omdat het atmosferische methaangehalte van Neptunus vergelijkbaar is met dat van Uranus, wordt aangenomen dat een onbekend bestanddeel bijdraagt aan de intensere kleuring van Neptunus.
De atmosfeer van Neptunus is onderverdeeld in twee hoofdregio's: de lagere troposfeer (waar de temperatuur afneemt met de hoogte) en de stratosfeer (waar de temperatuur toeneemt met de hoogte). De grens tussen de twee, de tropopauze, ligt bij een druk van 0,1 bar (10 kPa). De stratosfeer maakt dan plaats voor de thermosfeer bij een druk lager dan 10-5 tot 10-4 microbars (1 tot 10 Pa), die geleidelijk overgaan in de exosfeer.
De spectra van Neptunus suggereren dat de lagere stratosfeer wazig is vanwege condensatie van producten veroorzaakt door de interactie van ultraviolette straling en methaan (d.w.z. fotolyse), die verbindingen zoals ethaan en ethyn produceert. De stratosfeer herbergt ook hoeveelheden koolmonoxide en waterstofcyanide, die ervoor zorgen dat de stratosfeer van Neptunus warmer is dan die van Uranus.
Om redenen die onduidelijk blijven, ervaart de thermosfeer van de planeet ongewoon hoge temperaturen van ongeveer 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). De planeet is te ver van de zon verwijderd om deze warmte te genereren door ultraviolette straling, wat betekent dat er een ander verwarmingsmechanisme bij betrokken is - dat kan de interactie van de atmosfeer zijn met ionen in het magnetische veld van de planeet, of zwaartekrachtgolven van het binnenste van de planeet die in de atmosfeer.
Omdat Neptunus geen vast lichaam is, ondergaat de atmosfeer een differentiële rotatie. De brede equatoriale zone roteert met een periode van ongeveer 18 uur, wat langzamer is dan de 16,1 uur rotatie van het magnetische veld van de planeet. Het omgekeerde geldt daarentegen voor de poolgebieden waar de rotatieperiode 12 uur is.
Deze differentiële rotatie is de meest uitgesproken van alle planeten in het zonnestelsel en resulteert in sterke longitudinale windschering en hevige stormen. De drie meest indrukwekkende werden in 1989 allemaal gezien door de Voyager 2-ruimtesonde en werden vervolgens genoemd op basis van hun uiterlijk.
De eerste die werd opgemerkt was een enorme anticyclonische storm van 13.000 x 6.600 km die leek op de Grote Rode Vlek van Jupiter. Bekend als de Grote Donkere Vlek, werd deze storm vijf later (2 november 1994) niet opgemerkt toen de Hubble-ruimtetelescoop ernaar op zoek was. In plaats daarvan werd op het noordelijk halfrond van de planeet een nieuwe storm gevonden die erg op elkaar leek, wat suggereert dat deze stormen een kortere levensduur hebben dan die van Jupiter.
De scooter is een andere storm, een witte wolkengroep die verder naar het zuiden ligt dan de Great Dark Spot - een bijnaam die voor het eerst opkwam in de maanden voorafgaand aan de Voyager 2 ontmoeting in 1989. De Small Dark Spot, een zuidelijke cycloonstorm, was de op één na meest intense storm die werd waargenomen tijdens de ontmoeting in 1989. Het was aanvankelijk helemaal donker; maar als Voyager 2 benaderde de planeet, ontwikkelde zich een heldere kern en was te zien in de meeste beelden met de hoogste resolutie.
Kortom, de planeet van ons zonnestelsel heeft allemaal een soort atmosfeer. En vergeleken met de relatief zwoele en dikke atmosfeer van de aarde, lopen ze uiteen van heel erg dun tot heel erg dicht. Ze variëren ook in temperaturen van extreem heet (zoals op Venus) tot extreme vrieskou.
En als het gaat om weersystemen, kunnen de dingen even extreem zijn, met de planeet die überhaupt weersomstandigheden heeft, of intense cycloon- en stofstormen die stormen hier op aarde te schande maken. En terwijl sommigen volkomen vijandig staan tegenover het leven zoals we dat kennen, kunnen we met anderen werken.
We hebben veel interessante artikelen over planetaire atmosfeer hier bij Space Magazine. Hij is bijvoorbeeld What is the Atmosphere? En artikelen over de atmosfeer van Mercurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus,
Kijk voor meer informatie over de atmosfeer op NASA's pagina's over de atmosferische lagen van de aarde, de koolstofcyclus en hoe de atmosfeer van de aarde verschilt van de ruimte.
Astronomy Cast heeft een aflevering over de bron van de atmosfeer.
